ciemna materia n.
Download
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
Ciemna Materia PowerPoint Presentation
Download Presentation
Ciemna Materia

Loading in 2 Seconds...

play fullscreen
1 / 52

Ciemna Materia - PowerPoint PPT Presentation


  • 123 Views
  • Uploaded on

Fizyka Cząstek II, Wykład 14 ( 17 .I . 2013). Ciemna Materia. Piotr Mijakowski Narodowe Centrum Badań Jądrowych. PLAN WYKŁADU. Ciemna materia Przesłanki za istnieniem ciemnej materii Kandydaci na cząstkę ciemnej materii Metody poszukiwania i wybrane wyniki eksperymentalne

loader
I am the owner, or an agent authorized to act on behalf of the owner, of the copyrighted work described.
capcha
Download Presentation

PowerPoint Slideshow about 'Ciemna Materia' - baka


An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript
ciemna materia

Fizyka Cząstek II, Wykład 14 (17.I.2013)

CiemnaMateria

Piotr Mijakowski

Narodowe Centrum Badań Jądrowych

slide2

PLAN WYKŁADU

  • Ciemna materia
    • Przesłanki za istnieniem ciemnej materii
    • Kandydaci na cząstkę ciemnej materii
  • Metody poszukiwania i wybrane wyniki eksperymentalne
    • Detekcja bezpośrednia (DAMA, CRESST, XENON)
    • Produkcja w akceleratorach (LHC  CMS)
    • Detekcjapośrednia (PAMELA, ATIC, FERMI)
ciemna materia we wszech wiecie
Ciemna materia we Wszechświecie

Zagadkowy składnik masy Wszechświata. Postulowane słabe oddziaływania z materią. Grawitacyjny wpływ na otaczającą materię. Determinuje ewolucję Wszechświata.

Obserwacje sugerujące istnienie ciemnej materii

1. Dynamika układów galaktyk

2. Rozkład prędkości rotacji galaktyk

Halo ciemnej materii otaczające Galaktykę

CM stanowi > 95% masy galaktyk

3.Soczewkowaniegrawitacyjne

CMB

4. Formacja struktur wielkoskalowych

5. Pomiar zawartości lekkich pierwiastkówi modele nukleosyntezy

6. Rozkład niejednorodności mikrofalowego promieniowania tła

1 2 ruch galaktyk krzywe rotacji
1.,2. Ruch galaktyk + krzywe rotacji

coma

  • 1933 r. - Fritz Zwicky, gromada COMA. Prędkość obrotu galaktyk wokół wspólnego środka masy zbyt duża aby mogły one tworzyć układ związany
  • Lata 70,80 – krzywe rotacji galaktyk; halo niewidzialnej materii (?)

V~r-1/2

V~r

ROZWIĄZANIA

- nieświecącamateria, oddziaływania grawitacyjne- modyfikacja prawa grawitacji? MOND(MOdifiedNewtonianDynamics)

3 soczewkowanie grawitacyjne
3. Soczewkowanie grawitacyjne

Soczewkowanie grawitacyjne – zakrzywienie promieni świetlnych na drodze od źródła do obserwatora w silnym polu grawitacyjnym; efektem jest zakrzywienie, zmiana położenia obrazu, jego rozciągnięcie, powiększenie, zwielokrotnienie lub pozorna zmiana jasności

Dobre narzędzie do badania rozkładu DM w przestrzeni kosmicznej

  • Trójwymiarowa mapa rozkładu ciemnej materii
  • 3D: soczewkowanie grawitacyjne + pomiar odległości (redshift-y: 0<z<1)
  • Obszar nieba w przybliżeniu równy 8 powierzchniom Księżyca

źródło: R Massey et al., Nature, Jan 2007, doi:10.1038/nature05497.

bullet cluster
Bullet Cluster
  • Analiza rozkładu masy w obszarze przechodzących przez siebie gromad galaktyk (1E0657-558) (*)
  • Soczewkowanie grawitacyjne – pomiar potencjału grawitacyjnego (obrazy z Hubble Space Telescope, European Southern Observatory VLT, Magellan)/ fioletowy
  • Promieniowanie X – Chandra X-rayObservatory (NASA)/różowy
  • Masa gazu typowo 2x większa od masy materii świecącejw galaktykach. Gaz oddziałuje E-M podczas kolizji
  • Wynik: koncentracja masy grawitacyjnej nie związanaz gazem
  • Obszary emisji prom. X:10% całkowitej masy układu

1E0657-558

- CIEMNA MATERIA- MOND

(*) D.Clowe et al. 2006 Ap. J. 648 L109

4 nukleosynteza
4. Nukleosynteza

5. Formacja struktur wielkoskalowych

Lekkie pierwiastki stabline cięższe od wodoru (2H, 3He, 4He, 7Li) powstały w pierwotnej nukleosyntezie podczas Wielkiego Wybuchu; cięższe pierwiastki produkowane sąw gwiazdach.

Modele formowania się struktur wymagają obecności DM jako katalizatora zagęszczania się materii. Możliwa weryfikacja symulacji komputerowych formowania się struktur z obserwacjami w dalekich Z.

Pomiar zawartości lekkich pierwiastków wraz z przewidywaniem dot. nukleosyntezy pozwala określić wkład materii barionowej do gęstości krytycznej Wszechświata:

„zimna” czy „gorąca” DM?

~ 4%

bottom-up

top-down

Bardziej zgodne z obserwacjami

CDM

HDM

HotDarkMatter: powinna składać się z cząstek relatywistycznych

ColdDarkMatter: powinna składać się z cząstek nierelatywistycznych

6 promieniowanie mikrofalowe t a
6. Promieniowanie mikrofalowe tła
  • Rozkład temperatury promieniowania mikrofalowego tła (CMB) dotarcza informacji o rozkładzie materii we wczesnych etapach ewolucji Wszechświata charakteranizotropiipozwalaokreślićwielkośćwieluparametrówkosmologicznych
  • Wielkość anizotropii opisana przez wielomiany Legendre’a - dopasowanie: wielomiany różnego stopnia opisują różny charakter zmian widma temperatury

rozkłąd zmian względem średniej temperatury 2.7 K

rozkład temperatury promieniowania reliktowego zmierzony przez sondę WMAP

l cdm
LCDM

LCDM – czołowy model kosmologiczny: promieniowanie mikrofalowe tła, struktury wielkoskalowe, przyśpieszanie ekspansji Wszechświata

Zawartość masy-energii we Wszechświecie

“ZWYKŁA” MATERIA ~4%

rcrit – gęstość krytyczna

GN – stała grawitacji

H0 – stała Hubble’a

Całkowitagęstośćmasy-energii

  • Wtot

Wtot = 1.02  0.02

CIEMNA MATERIA ~23%

Materia

  • Wm

Wm = 0.27  0.03

CiemnaMateria

  • Wc

Wc = 0.23  0.03

CIEMNA ENERGIA ~73%

Bariony+fotony

  • Wb

Wb ~ 0.045 0.003

Ciemna Energia

  • WL

WL = 0.73  0.03

ciemna materia kandydaci

< 7% masy halo galaktycznego (eksp. EROS)

formacja struktur wymaga CDM

Ciemnamateria - kandydaci
  • Istniejące cząstki
    • MACHO’s (MassiveAstronomicalCompact Halo Objects), np. brązowe karły, gwiazdy neutronowe, czarne dziury
    • Neutrina(HotDarkMatter - HDM)
  • Postulowane cząstki:
    • Aksjony
    • WIMP-y (WeaklyInteractingMassiveParticles) - wolne, masywne, neutralne cząstki, słabo oddziałujące z materią(ColdDarkMatter - CDM)
  • Egzotyczne:
    • WIMPzilla,Kaluza-Klein DM, monopole, neutrina sterylne…
slide11
WIMP

Słabo Oddziałująca Masywna Cząstka(WIMP – WeaklyInteractingMassiveParticle)

Poszukujemy cząstek:

‘odsprzęganie się’ cząstek

r

  • Neutralnych
  • Długożyciowych (z t ~ czas życia Wszechświata)
  • Masywnych ( Mc ~ 100-104GeV)
  • Słabo oddziałujących z materią snc 10-2pb (10-38 cm2)

Cząstki o takich parametrach są dobrym kandydatem na tzw. cząstkę reliktową (relicparticle) – odtwarzają postulowaną zawartość DM we Wszechświecie

TIME

– przekrój czynny uśredniony po wzajemnej prędkości anihilujących cząstek reliktowych

DlaWIMP-ówodsprzęganie się przy:

neutralino jako wimp
Neutralinojako WIMP

NEUTRALINO (c) - dobrze umotywowany kandydatna cząstkę typu WIMP

SUSY

  • Neutralino (c) to najleżjszacząstka supersymetryczna (LSP, lightest supersymmetricparticle)
  • Najlżejszy stan własny mieszania neutralnych pól związanych z higgsinami, winem i fotinem
  • Stabilna
  • Zakres mas:

Przykładowe diagramyoddziaływań

kilkaGeV < Mc < ~10 TeV

LEP

kosmologia

Bottinoet al., Phys.Rev.D69:037302 (2004)

Jungman, Kamionkowski, Griest, Phys. Rep., 267, 195 (1996)

metody poszukiwania wimp w
Metody poszukiwania WIMP-ów

SM: cząstka z Modelu Standardowego

  • Detekcja bezpośrednia:
    • Elastyczne rozpraszaniec-jądro
  • Produkcja w akceleratorach
  • Detekcja pośrednia:
    • Poszukiwanie produktów anihilacji/rozpadu c (cząstka Majorany) jak np. elektrony/pozytony,hadrony/anty-hadrony,neutrina,fotony

c: cząstka Ciemnej Materii

metoda detekcji bezpo redniej

Jądro odrzutu

Todrzutu~ keV

detektor

Metoda detekcji bezpośredniej

c + (A,Z)w spoczynku c + (A,Z)odrzut

  • Elastyczne rozpraszanie WIMP-jądro

Szukamy DM z halo ale detektory są na Ziemii (w kopalniach)

oczekiwana bardzo mała częstość zdarzeń, mniej niż kilka przypadków na rok na kg

mierzymy energię jąder odrzutu z elastycznego rozpraszania WIMP-ów

slide16

Ge, Si: CDMS, EDELWEISS

Półprzewodniki Ge, Si

Detektory kriogeniczne

np.CRESST, Rosebud Al2O3

ENERGIA ODRZUTU

LXe+GXe: Zeplin II, XENON LAr+GAr: WARP, ARDM

CaWO4: CRESST, ROSEBUD

jonizacja

scyntylacja

ciepło

NaI, CsI, CaF, LXe

DAMA, NAIAD, ZEPLIN I

Pomiar energii jąder odrzutu wieloma sposobami pozwala eliminować tło doświadczalne (więcej przy eksperymencie CRESST)

energia odrzutu i model halo
Energia odrzutu i model halo
  • Energia odrzutu zależy od:
      • masy c oraz masy jądra tarczy
      • Energii kinetycznej WIMP-ówTc - nierelatywistyczne! (określone przez model halo)

Mc = 50 GeV/c2<Todrzutu> = 14 keV

Ar (Z=40)

  • Np.

Mc = 100 GeV/c2<Todrzutu> = 24 keV

model halo

  • Modele uzyskane w symulacjach formowania się galaktyk (tzw. N-body simulations)

rozkład gęstości DM w Galaktyce

  • koncetracja DM w centrum galaktyki
  • Prędkość WIMP-ów w halo: rozkład Maxwella-Bolzmanna ze średnią prędkością względem centrum = 0 i jej dyspersją ≈230 km/s

różne modele halo

  • Vukładusłon.  230 km/s (względem halo) określa średnią energię kinetyczną Tc
cz sto zdarze i oddzia ywania wimp w
Częstość zdarzeń i oddziaływania WIMP-ów

r– gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym 0.3 GeV/c2 ·1/cm3 (w sąsiedztwie Ziemii)

Liczba rejestrowanychprzypadków (Rate):

V–prędkość detektora względem halo WIMP-ów, średnio 230 km/s

R ~r·V·s

s– elastyczny przekrój czynny zależny od materiału tarczy - rodzaju sprzężenia WIMP-nukleon (spinu), czynnika postaci F(q2)...

Sprzężenia typu

AKSJALNE (SPIN DEPENDENT)

SKALARNE(SPIN INDEPENDENT)

Efektywnie jeśli jest nieparzysta liczba nukleonów

Efektywnie jeśli materiał tarczy detektora składa się z izotopów o parzystej liczbie nukleonów

… dla WIMP-ów spodziewamy się sc-nukleon ~ sEW< 10-38 cm2

cz sto zdarze cd
Częstość zdarzeń cd

Liczba rejestrowanychprzypadków (Rate):

r– gęstość WIMP-ów w halo galaktycznym

V–prędkość detektora względem halo

R ~r·V·s

s– przekrój czynnyWIMP-nukleon

  • Strumień WIMP-ów (fc):

, gdzie

Załóżmy np.

Wówczas strumień WIMP-ów:

co dla dektora Ar oznacza to rejestrację

~1000 przyp./ kg /dzień

efekt modulacji sezonowej
Efekt modulacji sezonowej
  • V – średnia prędkość cząstki WIMP względem nukleonu (tarczy) – ZALEŻY OD PORY ROKU!

Sumaryczna prędkość Ziemi i Słońca względem centrum Galaktyki:

Maksimum – 2 czerwiec - V 245 km/s

Minimum – 2 grudzień- V 215 km/s

Efekt na poziomie ~7%

dama libra 250kg nai da rk ma tter l arge sodium i odide b ulk for ra re processes
DAMA/LIBRA (~250kg NaI)DArk Matter/Large sodium Iodide Bulk for RAre processes

Rozpraszanie c na Na/I scyntylacja

  • Laboratorium Gran Sassowe Włoszech (4000 m w.e.)
  • DAMA/NaI w działaniu od 1996 r.
  • Detekcja oparta na kryształach scyntylacyjnych - 25 x 9.7 kg 250 kg; sygnał rejestrowany w każdym z detektorów przez dwa fotopowielacze.
  • Energie > 2 keV
  • Ekspozycja – 0.82 ton·lat
dama sezonowa modulacja sygna u

źródło: EPJ C56 (2008), 333, arXiv:0804.2741

DAMA – sezonowa modulacja sygnału

~7yrs

~4yrs

Acos[w(t-t0)]: A = (0.0129±0.0016)przyp. na dzień/kg/keV, t0 = (144  8) dzień, T = (0.998  0.003) lat

@ 8.2 s CL

Charakterystyki sygnału

  • cos(t)
  • okres jednego roku
  • faza – lato/zima
  • niskie energie
  • sygnał w jednym detektorze

„Jaki inny efekt fizyczny spełnia te wszystkie kryteria?”

  • Dowód niezależny od modelu CM
  • Brak modulacji > 6 keV oraz w „multiplehitsevents”
cresst
CRESST

Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers

  • Detektorykrystaliczne CaWO4– drganiasiecikrystalicznej (DT), scyntylacje
  • 1 moduł 300 g, działaniew temp. 10mK
  • Publikacjadanychz 8 modułów, 730 kgdni (2009/VII – 2011/III)
  • Oddział. WIMPówprzewid. wzakresie12-40 keV (rozpraszanienaO,Ca,W)

Laboratorium Gran Sasso, Włochy

t o do wiadczalne przyk ad cresst
Tłodoświadczalne (przykład CRESST)

Kalibracja źródłem neutronów AmBeDane dla 1 modułu

Normalizacja: ‘lightyield’ = 1 dla Eg = 122 keV

e/g(tło)

Obszar 80% rozproszeń neutronów na tlenie

  • WIMPy, neutronyiarozpraszająsięnajądrach (nuclear recoils)
  • … ale neutronyczęstoulegająwielokrotnemurozpraszaniu (‘mutliple recoils’), natomiast WIMP-yoddziaływaćbędątylkoraz (‘single recoils’)

referencja:arXiv:1109.0702v1

  • “Light yield” zależyodtypurozpraszania
  • Dominującewdoświadczeniucząstkitła (e/γ) rozpraszająsięnaelektronach (electron recoils)
cresst wyniki

referencja:arXiv:1109.0702v1

CRESST – wyniki

Wyniki z jednego modułu

e/g

W obszarze sygnału zaobserwowano łącznie 69 przypadków w 8 modułach

obszar przewidywany na oddziaływania WIMP-ów

  • Wykonano FIT sygnału + tładoświadczalnego
  • Wynik – dwarozwiązania M1, M2
  • Rozwiązaniabez WIMP-ówodrzucone: M1 4.7s, M2 4.2s
xenon100
XENON100
  • Jednoczesnypomiarświatłascyntylacyjnegoiładunkuzjonizacji

dual phase TPC

light readout

BACKGROUND

charge drift & readout

WIMP REGION

light readout

2 events observed

1.0±0.2 evts expected

  • Stosunek ‘jonizacji’ (S2) do ‘scyntylacji’ (S1) pozwalanaeliminacjęcząstektła

Detektor: 100 litrówciekłegoksenonu (LXe), laboratorium Gran Sasso

detekcja bezpo rednia stan bada si
Detekcjabezpośrednia – stanbadań (SI)

oddziaływanianiezależneodspinu

Parzystaliczbanukleonówoddziaływanianiezależneodspinu (SI); nieparzystazależneodspinu (SD)

SYGNAŁ

  • DAMA/LIBRA (250 kg NaI, 0.82·103 kg·lat)
  • CoGeNT(Ge, 8.4 kg·dni)
  • CRESST (CaWO4, 730 kg·dni)

≈ 1 przyp./ tonę / dzień

≈ 1 przyp. / kg / dzień

SI

BRAK SYGNAŁU

  • Wszystkie pozostałe eksperymenty!
  • linie – obszary wykluczone powyżej linii na poziomie ufności 90%
  • kontury – jest sygnał, dopasowanie do wyników eksperymentów
detekcja bezpo rednia stan bada sd
Detekcjabezpośrednia – stanbadań (SD)
  • Mniejsza czułość niż w zakresie oddziaływań niezależnych od spinu, przy SD potrzeba izotopówz nieparzystą liczbą nukleonów

oddziaływaniazależneodspinu

DAMA/LIBRA NaI (2008), 90% CL region

KIMS 2007 CsI

CDMS(2009)

COUPP

Ice-Cubebb-bar

  • Eksp. Super-K i Ice-Cube nie mierzą oddz. c w detektorze a poszukują efektów anihilacji DM poza Ziemią (Słońce, Galaktyka)pod pewnymiwarunkamiwynikidetekcjipośredniejmożnaporównaćzdetekcjąbezpośrednią (omówimy to nakońcuwykładu)

SuperK 2004

Ice-CubeW+W-

SD

  • linie – obszary wykluczone powyżej linii na poziomie ufności 90%
  • kontury – jest sygnał, dopasowanie do wyników eksperymentów
dark matter searches at colliders
DarkMattersearchesatcolliders

Assumptions:

- DM is a Dirac fermion

- Mediator (M) is very heavy

- Effective operator: vector or axial-vector

mediator mass

couplings

vector operator (spin independent)

axial-vector operator (spin dependent)

dark matter pair production at colliders
DarkMatterpairproductionatcolliders

Dark matter pair production signatures

- DM particles produce missing energy

- radiation of a photon/jet from initial state

dark matter pair production at colliders1
DarkMatterpairproductionatcolliders

CMS

W ln+jet

No excess of events over expected background

wimp nucleon cross section
WIMP-nucleon cross section

Need to convert limit on Monophoton/Monojet cross section to limit on WIMP-nucleon interaction

For vectoroperator (spin independent)

coefficient relates nucleonand quark operator

- Upper limits on Monophoton/Monojet cross sections converted to lower limits on Λ

- Lower limits on Λ then translated to spin-independent DM-nucleon cross section

wimp nucleon cross section1
WIMP-nucleon cross section

Need to convert limit on Monophoton/Monojet cross section to limit on WIMP-nucleon interaction

For axial-vector operator (spin dependent)

sum of quark helicities

- Upper limits on Monophoton/Monojet cross sections converted to lower limits on Λ

- Lower limits on Λ then translated to spin-dependent DM-nucleon cross section

cms limits wimp nucleon cross section
CMS limits: WIMP-nucleon cross section

Upper limits on Monophoton/Monojet cross sections converted to lower limits on Λ

mediator mass

couplings

Spin Depend.

Spin Independent

above lines is excluded

above lines is excluded

Best constraints below 3.5 GeV

Most stringent constraints

36

idea detekcji po redniej
Idea detekcji pośredniej

Halo

  • Detekcja pośrednia = poszukiwanie produktów rozpadu/anihilacji Ciemnej Materii tymrazembadamyprzekrójczynnynaanihilację WIMP-ów, <sV>

Układ Słoneczny

Droga Mleczna

pp, e-e+, nn…

c

c

  • fotony
  • antymateria: pozytony, anty-deuteron, antyproton
  • neutrina

produkowane w wielu kanałach anihilacji w rozpadach p0dobra informacja nt. kierunku i widma energii (w skali galaktyki)

docierają z odległości kilku kpc, eksperymenty na satelitach lub balonowe

bardzo dobra informacja nt. źródła (kierunek, energia)docierajązgęstychobszarów (Słońce, jądroZiemii,CentrumGalaktyki)

positron electron excess observed in primary cosmic rays by pamela atic
Positron/electron excess observed in primary cosmic rays by PAMELA & ATIC

ATIC: e++e- flux in cosmic rays

PAMELA: positron ratio in cosmic rays

J. Chang, et al. [ATIC Collaboration], Nature, 456, 362-365 (2008)

O.Adriani et al. [PAMELA Collaboration], Nature, 458,607-609(2009)

differencedueto SUN activity

Kaluza-Klein DM annihilationof620 GeV

secondaryproductionmodel Moskalenko&Strong

Cosmic Rays + Interstellar medium p± + …m± + … e± + …

Cosmic Rays + Interstellar medium p0 + …gge±

positronsfromsecondaryproduction

pamela results antiprotons
Agreementwithotherexperimentsand „secondary” productionmodelsPAMELA results – antiprotons

(*) O.Adrianiet al. [PAMELA Collaboration], arXiv.0810.4994(Oct 2008)

pamela results fit with annihilating dm

M.Cirelli et al., Nucl. Phys. B 813 (2009) 1;arXiv: 0809.2409v3

PAMELA results fit with annihilating DM

DM with mc = 150 GeV and W+W- dominant annihilation channel

pamela results fit with annihilating dm1

M.Cirelli et al., Nucl. Phys. B 813 (2009) 1;arXiv: 0809.2409v3

PAMELA results fit with annihilating DM

DM with mc = 10 TeV and W+W- dominant annihilation channel: unnaturally high mass for most SUSY models

pamela results fit with annihilating dm2

M.Cirelli et al., Nucl. Phys. B 813 (2009) 1;arXiv: 0809.2409v3

PAMELA results fit with annihilating DM

DM with mc = 1 TeV and m+m- dominant annihilation channel

nadwy ka e e w prom kosm cd
nadwyżkae+/e- w prom. kosm. cd.
  • PAMELA (2009):
    • pomiar frakcji pozytonów w pierwotnym promieniowaniu kosmicznym niezgodnośćzprzewidywaniem
    • pomiaranty-protonówzgodnośćzoczekiwaniami

PAMELA

przewidywanie (Moskalenko&Strong)

  • FERMI (2010) – nadwyżka (e+ + e- )
  • Obserwacje możliwe do wyjaśnienia przez kilka czynników: (1) pobliski pulsar (2) niepoprawna ocena strum. prom. kosm. (3) anihilacja Ciemnej MateriiCzy DM anihiluje tylko w leptony (brak nadwyżki anty-protonów)? Jeśli tak to spodziewamy się również zaobserwować nadmiar neutrin!

FERMI

przewidywanie

(e+ + e-) flux

podsumowanie
Podsumowanie
  • Wieleobserwacjisugeruje, żeciemnamateriastanowiaż ~23% bilansuenergetycznegoWszechświata (znaczniewięcejniżznanecząstki)
  • LiczneposzukiwaniacząstekCiemnejMateriiwlaboratoriachdająsprzecznerezultaty:
    • zagadkowasezonowamodulacjasygnałówweksperymencie DAMA niepotwierdzonaprzezinneeksperymenty
    • DAMA, CRESST iCoGeNTmająsygnałdlaniskoenergetycznych WIMP-ów ale ten samobszar jest wykluczonyprzezinneeksperymenty (wtymakceleratorowe)
    • nadwyżkae+/e- wpromieniowaniukosmicznymobserwowanaprzez PAMELA/FERMI, niepotwierdzonawynikamiposzukiwaniainnychproduktówanihilacji DM wprzestrzeniikosmicznej
slide48
MOND

m(x)=1 for x>>1

m(x)=x for x<<1

a0 ~ 10-8 cm/s2

Propozycja M.Milgroma – 1981r.

l cdm1
LCDM

LCDM – czołowy model kosmologiczny: promieniowanie mikrofalowe tła, struktury wielkoskalowe, przyśpieszanie ekspansji Wszechświata

Zawartość masy-energii we Wszechświecie

rcrit – gęstość krytyczna

GN – stała grawitacji

H0 – stała Hubble’a

Całkowitagęstośćmasy-energii

  • Wtot

Wtot = 1.02  0.02

Materia

  • Wm

Wm = 0.27  0.03

CiemnaMateria

  • Wc

Wc = 0.23  0.03

Bariony+fotony

  • Wb

Wb ~ 0.045 0.003

Klastry galaktyk

Ciemna Energia

  • WL

WL = 0.73  0.03

kandydaci na cz stk cm
Kandydaci na cząstkę CM

Dobrze uzasadnieni kandydaci:

L.Roszkowski (2004), hep-ph/0404052

  • neutrino – ‘gorąca’ CM
  • neutralino c
  • WIMP
  • aksjon a
  • axino ã
  • grawitino G

non-minimal SUSY

MSSM

GŁÓWNY KANDYDAT

~

kandydaci na cz stk cm1
Kandydaci na cząstkę CM

Dobrze uzasadnieni kandydaci:

L.Roszkowski (2004), hep-ph/0404052

  • neutrino – ‘gorąca’ CM
  • neutralino c
  • WIMP
  • aksjon a
  • axino ã
  • grawitino G

non-minimal SUSY

MSSM

GŁÓWNY KANDYDAT

Przykładowe oddziaływania neutralin

~

Jungman, Kamionkowski, Griest, Phys. Rep., 267, 195 (1996)

WIMP (Weakly Interacting Massive Particle)

Najpowszechniej rozważany kandydat

neutralinoc

kilka GeV < Mc < kilkanaście TeV

LEP

kosmologia

Bottino et al., Phys.Rev.D69:037302 (2004)

aksjony
Aksjony
  • Poszukiwanie aksjonów: np. CAST@CERN, ALPS@DESY

ALPS (schemat eksperymentu)